金の指輪は宇宙の『渋滞』のおかげ? 中性子星合体の新原子核計算

金や白金、ウランといった「鉄より重い元素」の半分ほどは、宇宙で起きた中性子星の衝突がつくり出したと考えられてきた。ところが2026年7月28日付で学術誌『Physical Review Letters』に掲載されたドイツ・ダルムシュタット工科大学の博士課程の学生ジャン・クスケ氏らの論文は、その合成のスピードが「これまで考えられていたより遅い」ことを示した(DOI:10.1103/k4lv-436c)。鍵は、原子核の質量を素粒子レベルの力から直接解き直す「ab initio(アブイニシオ)」計算という新しい手法だ。

重い元素の「半分」は星の大爆発から生まれる

鉄より重い元素(銅、銀、金、白金、ウランなど)は、太陽のような普通の星の核融合では作られない。核融合が到達できるのは鉄までで、そこから先は「短時間に大量の中性子を吸わせて重くしていく」という別のルートが必要になる。これがr過程(rapid neutron-capture process)と呼ばれる元素合成の仕組みで、宇宙にある重元素のおよそ半分がここから生まれると見積もられている。

r過程が起きるには、桁違いの数の中性子が短時間で1つの原子核にぶつかる必要がある。1マイクロ秒のあいだに何十個もの中性子が飛び込んでくるような、地球上ではまず再現できない極限環境が舞台となる。

この極限を用意できる代表的な場所として、天文学者たちが長く候補にあげてきたのが「中性子星の衝突」だ。2017年に重力波と光の両方で観測されたキロノヴァ「GW170817」以降、中性子星の合体がr過程の主要な現場のひとつだという見方は強まっている。ただし「どの元素が、どれくらいの割合でできるのか」までは、いまも計算にゆだねられている。

舞台は中性子星の衝突、わずか1秒の光景

中性子星は、太陽より重い恒星が寿命の最後に自らの重力でつぶれてできる、直径わずか20キロメートル前後の高密度天体だ。角砂糖1個分の物質が10億トンにも達すると言われる、宇宙でもっとも硬い「星の芯」にあたる。

この中性子星が2つ、たがいの重力に引かれて回転しながら近づき、最後にぶつかる。合体の瞬間は1秒に満たない短さでありながら、周囲には自由な中性子が桁違いの密度で放出される。ここで原子核が次から次へと中性子を取り込んで重くなっていくのが、r過程の物理的な現場だ。

合成された重元素は、そのまま淡い赤色の残光「キロノヴァ」として星間空間へ吹き飛ばされ、やがて次世代の恒星や惑星の材料に混ざる。46億年前に太陽系が生まれたときも、こうした過去の中性子星衝突の「食べ残し」を材料の一部として取り込んでいたと考えられている。指輪や仏具に使われる金の1粒1粒は、太陽系より古い時代の宇宙のどこかで作られたものなのだ。

実際、キロノヴァGW170817の観測では、閃光のスペクトルにストロンチウムという比較的軽めのr過程元素の吸収線が見つかった。ところが金や白金など質量数195付近の重い元素については、いまも直接の証拠が薄い。「1回の中性子星衝突で作られる金の量は本当にどれだけあるのか」という問いには、観測だけではまだ答えが決まっておらず、モデル計算の精度が結論を左右してきた。

これまでの計算モデルは「経験則」に頼っていた

r過程を追いかけるうえで大きな壁になっているのが、「関わる原子核が地上で測れない」ことだ。中性子が過剰にくっついた原子核はきわめて短命で、加速器で作ってもすぐに壊れてしまう。ドイツのGSI/FAIRのような世界屈指の加速器施設でも、r過程に登場する原子核のすべてをそろえるのは難しい。

そこで研究者たちは長らく、実験できる範囲の原子核データを外へ延長する形の「経験モデル」を使ってきた。既知の原子核の質量や崩壊性質にフィットした関数を、未知の領域まで押し広げて予測するやり方だ。手軽で使いやすい一方、実験データから離れるほど答えのばらつきが大きくなり、モデルどうしで予測が食い違うという弱点があった。

「r過程の計算結果が、モデル次第で金の生成量が数倍もぶれる」というのが、これまで天文学者を悩ませてきた実情だった。宇宙で観測される重元素の分布(古い星の表面に残る元素の量など)と、シミュレーションの答えを突き合わせるうえで、この不確かさが常につきまとってきたのだ。

とくに問題になるのが、経験モデルどうしが「なぜその質量値になるのか」を根本の物理から説明できず、原理的な誤差を数字で示せない点にある。実験値の届く範囲では手品のように合うのに、r過程が本当に必要とする「中性子過剰の未踏領域」に踏み込んだ瞬間、地図の色がモデルごとに違ってしまう。この状態のまま「金がどれだけ作られるか」を語っても、話が積み重ならない。

素粒子から解く「ab initio」手法とは何か

今回の論文で研究チームが持ち込んだのが、Valence-Space In-Medium Similarity Renormalization Group(VS-IMSRG)という長い名前の計算手法だ。原子核物理の最前線で急速に育ってきた「ab initio(第一原理)」計算の一種で、日本語では「価数空間・場中類似性繰り込み群」などと呼ばれる。

ab initioとは「原理から」という意味のラテン語で、この場合は「陽子と中性子のあいだに働く力(核力)を、素粒子レベルの相互作用から出発して原子核全体の性質を解く」という考え方を指す。経験モデルのように既知のデータへ関数をフィットさせるのではなく、素の物理法則そのものから原子核の質量を組み上げていく点が特徴だ。誤差の見積もりまで自前で出せるのも強みで、「どこまで信用してよい計算か」を数値で示せる。

ab initio計算はもともと炭素や酸素あたりの軽い原子核しか扱えなかったが、この10年ほどで計算資源とアルゴリズムが進歩し、質量数130前後の重い原子核まで手が届くようになってきた。今回の論文でこの部分の計算を担当した宮城孝之(みやぎ・たかゆき)氏とアヒム・シュヴェンク教授は、この分野を引っ張ってきた中心人物として知られる。

70個の原子核を「魔法数82」の周辺で解き直した

クスケ氏らのチームは、VS-IMSRGを使って中性子数が82に近い70個の重要な原子核の質量を計算しなおした。82という数字は、原子核物理でいうマジックナンバー(魔法数)のひとつだ。原子の電子殻に「安定した閉殻」があるように、原子核にも中性子や陽子が特定の数(2, 8, 20, 28, 50, 82, 126など)そろうと極端に安定する仕組みがある。

この魔法数の周辺は、r過程の中でも特別に大事な位置を占める。ここで中性子の取り込みが一時的にストップし、原子核が「渋滞」して待たされるからだ。この足止め地点が、宇宙で観測される重元素の分布に「山」(存在量ピーク)を刻む。中性子数82のあたりに現れる「第2 r過程ピーク」は、その代表格で、質量数130前後(バリウム、キセノン、テルルなど)に元素が積み上がる原因になっている。

チームはこのピークの入口にある70個の核種について、ab initioで得た質量を核合成シミュレーションに投入し、中性子星合体を含む複数の天体物理シナリオで結果を比べた。r過程の「川の流れ」が、経験モデルとどう違って見えるかを直接比較したわけだ。

新計算 vs 従来モデル、金の合成は思ったより「遅い」

結果ははっきりしていた。新しい質量を使うと、r過程の流れが従来の経験モデルよりも強くせき止められたのだ。原子核が「第2ピーク」の待機点により長くとどまり、その先の重い元素まで進むのに余計に時間がかかることが分かった。

この足止めが強まった結果、第2ピークを越えたその先の原子核の生成量は、従来モデルの予測よりも少なめに見積もられた。r過程という「川」が途中の関所でせき止められれば、下流の元素まで届く量が目減りするのは道理だ。論文の要旨でも、待機点の強化・全体的な合成速度の低下・第2ピークを越えた核種の存在量の減少・第3ピークのシフト、という4つの変化が一続きの帰結として並べて示されている。単発の数字合わせではなく、r過程の流れ全体が矛盾なくつながる形で書き換わった点が、この計算の重みだと言える。

両者の違いを整理すると、次のようになる。

比較軸	従来の経験モデル	今回のab initio計算
質量の出し方	実験データに関数をフィット	核力の第一原理から算出
N=82近傍の待機点	比較的軽く通り抜ける	より強くとどまる
合成の流れ	速め	より遅い
第2ピーク(質量数130前後)	やや平ら	くっきり
第3ピーク(金・白金の領域)	質量数195付近	ピーク位置がシフト

とくに金(質量数197)や白金が属する「第3 r過程ピーク」の位置がずれるのが目立つ変化だ。ジャン・クスケ氏は「原子核の質量のわずかな違いが、宇宙で観測される重元素の存在量の予測を大きく揺さぶることが分かった」と述べている。r過程が一度こう変われば、「衝突1回で作られる金の量」や「その広がり方」もこれまでとは違う姿になる。

宇宙に金が「多すぎる」謎に手がかり

この結果は、これまで観測とモデルの間で残っていたいくつかのズレを埋めうる。銀河系の古い星の中には「予想よりも金や白金が多い」ものがあり、単純な中性子星衝突モデルだけでは説明が難しいと言われてきた。r過程の流れが従来より遅く、待機点で長くとどまる — つまり「重い元素まで進みきる前に一度たまる」パターンが強まれば、観測されている重元素の分布とより整合的になる可能性がある。

ただし著者らも認めるように、これは「金の材料の起源が変わる」話ではなく、「同じ舞台で作られる元素の内訳がずれる」話だ。中性子星の合体が重元素の主要な工場という大枠は変わらない。今回の意味は、その工場の「操業スケジュール」を書き換えたところにある、と考えられる。

この研究の共著者で、クスケ氏の指導教員でもある理論宇宙物理が専門のアルムデナ・アルコネス教授は、最大の科学的前進は「中性子過剰核の重要領域で、新しい実験データと最先端の理論モデルを組み合わせること」で得られると指摘している。今回のような計算は、次世代の加速器で優先的に狙うべき同位体を絞り込む道しるべにもなる。実験と理論の両輪でr過程の地図を塗り替えていく — その最初の一歩が、N=82近傍の70核種を解き直した今回の仕事だと位置づけられる。

もうひとつ見落とせない点は、この研究が「実験できない原子核を、理論だけでどこまで信用してよいか」という原子核物理の長年の問いに、具体的な回答を出しつつあることだ。ab initio計算は誤差の見積もりまで自分で出せるので、天文学の側も「モデル選び次第で数倍ぶれる」状態から一歩抜け出せる。今後GSI/FAIRなど新世代の加速器で中性子過剰核の実測が進めば、ab initioとの突き合わせが加速し、r過程の描像はさらに書き換わっていくはずだ。個人的には、宝飾店にならぶ金の指輪1つを見るたびに、その裏で「宇宙のどこかで、原子核が数マイクロ秒だけ足止めされたおかげでいまここにある」と感じられる、そんな発見だと考えている。